Les étoiles à neutrons constituent l’un des points d’extrémité évolutifs possibles des étoiles de masse élevée. Une fois que le noyau de l’étoile a complètement brûlé en fer, la production d’énergie s’arrête et le noyau s’effondre rapidement, serrant les électrons et les protons pour former des neutrons et des neutrinos. Les neutrinos s’échappent facilement du noyau contractant, mais les neutrons se rapprochent jusqu’à ce que leur densité soit équivalente à celle d’un noyau atomique., À ce stade, les neutrons occupent le plus petit espace possible (de la même manière que les électrons dans une naine blanche) et, si le noyau est inférieur à environ 3 masses solaires, ils exercent une pression capable de supporter une étoile. Pour des masses plus grandes que cela, même la pression des neutrons ne peut pas soutenir l’étoile contre la gravité et elle s’effondre dans un trou noir stellaire. Une étoile soutenue par une pression de dégénérescence neutronique est connue sous le nom d’ « étoile à neutrons », qui peut être considérée comme un pulsar si son champ magnétique est favorablement aligné avec son axe de spin.,

Les étoiles à Neutrons sont des objets extrêmes qui mesurent entre 10 et 20 km de diamètre. Ils ont des densités de 1017 kg/m3(La Terre a une densité d’environ 5×103 kg / m3 et même les naines blanches ont des densités plus d’un million de fois moins), ce qui signifie qu’une cuillère à café de matière d’étoiles à neutrons pèserait environ un milliard de tonnes. La façon la plus simple d’imaginer cela est d’imaginer presser deux fois la masse du soleil dans un objet de la taille d’une petite ville!, Le résultat est que la gravité à la surface de l’étoile à neutrons est environ 1011 plus forte que ce que nous expérimentons ici sur Terre, et un objet devrait voyager à environ la moitié de la vitesse de la lumière pour s’échapper de l’étoile.

le pulsar du crabe et la nébuleuse se sont formés dans une explosion de supernova notée pour la première fois par les astronomes chinois en 1054. Cette image aux rayons X montre le pulsar et la nébuleuse qui sont alimentés principalement par la perte d’énergie de rotation par l’étoile à neutrons.
crédit: NASA/CXC / ASU / J. Hester et al.,

nées dans une explosion de supernova à effondrement de cœur, les étoiles à neutrons tournent extrêmement rapidement en raison de la conservation du moment angulaire et ont des champs magnétiques incroyablement forts en raison de la conservation du flux magnétique. Le noyau tournant relativement lent de l’étoile massive augmente énormément sa vitesse de rotation à mesure qu’elle s’effondre pour former l’étoile à neutrons beaucoup plus petite. Ceci est analogue à l’augmentation de la rotation d’un iceskater si elle concentre sa masse autour de son axe de rotation en rapprochant ses bras de son corps., Dans le même temps, les lignes de champ magnétique de l’étoile massive sont rapprochées à mesure que le noyau s’effondre. Cela intensifie le champ magnétique de l’étoile à environ 1012 fois celui de la Terre.

le résultat est que les étoiles à neutrons peuvent tourner jusqu’à au moins 60 fois par seconde à leur naissance. S’ils font partie d’un système binaire, ils peuvent augmenter ce taux de rotation grâce à l’accrétion de matière, à plus de 600 fois par seconde!, On a observé que les étoiles à neutrons qui ont perdu de l’énergie par des processus radiatifs tournent aussi lentement qu’une fois toutes les 8 secondes tout en maintenant des impulsions radio, et que les étoiles à neutrons qui ont été freinées par les vents dans les systèmes à rayons X peuvent avoir des taux de rotation aussi lents qu’une fois Les Observations révèlent également que la vitesse de rotation des étoiles à neutrons isolées change lentement au fil du temps, diminuant généralement à mesure que l’étoile vieillit et que l’énergie de rotation est perdue dans l’environnement par le champ magnétique (bien que des pépins soient parfois observés)., Un exemple est le Pulsar du crabe, qui ralentit son spin à un rythme de 38 nanosecondes par jour, libérant suffisamment d’énergie pour alimenter la nébuleuse du Crabe.

Schématique d’un pulsar en montrant le décalage entre l’axe de rotation et les faisceaux de rayonnement émis par les pôles magnétiques.

Les astronomes mesurent ces vitesses de rotation en détectant le rayonnement électromagnétique éjecté à travers les pôles du champ magnétique., Ces pôles magnétiques sont généralement mal alignés avec l’axe de rotation de l’étoile à neutrons et le faisceau de rayonnement balaie alors que l’étoile tourne. C’est bien le même que le faisceau de lumière d’un phare balayant autour. Si la Terre se trouve dans la trajectoire du faisceau, nous voyons l’étoile à neutrons/pulsar. Sinon, nous ne voyons que le reste de supernova. Cela explique également bien le fait que nous ne voyons pas de pulsar dans chaque reste de supernova.
Les étoiles à neutrons n’existent pas nécessairement isolément, et celles qui font partie d’un système binaire émettent généralement fortement en rayons X., Les binaires à rayons X résultent généralement du transfert de matière d’un compagnon de la séquence principale sur l’étoile à neutrons, tandis que les sursauts gamma de courte durée résulteraient de la fusion de deux étoiles à neutrons.

l’existence d’étoiles à neutrons à la suite d’explosions de supernova a été provisoirement prédite en 1933, un an après la découverte du neutron en tant que particule élémentaire. Cependant, ce n’est qu’en 1967 que Jocelyn Bell a observé les impulsions périodiques d’émission radio caractéristiques des pulsars., Il y a maintenant plus de 1 300 étoiles à neutrons connues et environ 105 devraient exister dans le disque de la Voie Lactée.